làm quen với bầu trời

báo cáo làm quen với bầu trời

Tμi liÖu tham kh¶o

Lμm quen víi bÇu trêi

Phần I : Các khái niệm cơ bản

I.Các hệ toạ độ cơ bản trong thiên văn học

Trong thiên văn, để xác định chính xác vị trí của các thiên thể trên bầu trời nguời ta xây dựng các hệ toạ độ Theo đó, mỗi thiên thể có một toạ độ nhất định

2.Sự quay của nhật động

Do sự quay của Trái Đất , các thiên thể mọc ở phía Đông, lặn ở phía Tây Quá trình nμy cứ tuần hoμn theo thời gian ngμy qua ngμy Hầu hết các ngôi sao ở rất xa coi vị trí của chúng không thay đổi vμ đựơc gắn chặt vμo

thiên cầu Vì vậy chúng ta tửơng t−ợng rằng thiên cầu đang quay Chiều quay của thiên cầu nguợcvới chiều quay của Trái Đất Sự quay của thiên cầu trong một ngμy gọi lμ nhật động

3.Các điểm, đuờng vμ vòng cơ bản trên thiên cầu

- Cực vũ trụ: Thiên cầu không phải quay ngầu nhiên mμ quay quanh một trục gọi lμ trục cực Cực nμy cắt thiên cầu tại hai điểm gọi lμ hai cực

vũ trụ : cực vũ trụ Bắc vμ cực vũ trụ Nam

Hiện nay cực vũ trụ Bắc gần với sao Bắc cực Do hiện tuợng tiến

độngvμ chuơng động của Trái Đất mμ sao alpha trong chòm sao Tiểu Hùng chỉ cách cực vũ trụ bắc khoảng 10, nh−ng tuơng lai, cực Trái Đất sẽ di chuyển vμ chỉ gần một sao khác Ngôi sao nμy sẽ thay thế sao Alpha Tiêu Hùng để trở thμnh sao Bắc cực mới

Quỹ đạo vị trí thiên cực bắc trên bầu trời theo thời gian

-Đuờng chân trời: Mặt phẳng ngang, hay mặt phẳng chân trời, cắt thiên cầu theo một vòng tròn lớn gọi lμ đuờng chân trời

-Đuờng thẳng đứng: Đuờng thẳng vuông góc với mặt phẳng chân trời vμ cắt mặt phẳng chân trời tại vị trí nguời quan sát gọi lμ đuờng thẳng đứng

Đuờng thẳng dứng cắt thiên cầu tại một điểm gọi lμ thiên đỉnh

-Xích đạo trời: Mặt phẳng xích đạo của Trái Đất kéo dμi vμ cắt thiên cầu theo một vòng tròn lớn gọi lμ xích đạo trời

-Kinh tuyến trời, vĩ tuyến nhật động: Vòng tròn lớn đi qua thiên cực Bắc, thiên đỉnh vμ thiên cực Nam của thiên cầu gọi lμ kinh tuyến trời

Do nhật động các ngôi sao vẽ lên thiên cầu những vòng tròn song song với nhau Những vòng tròn nμy gọi lμ vĩ tuyến nhật động Vĩ tuyến nhật

động nμo cμng gần cực thì chu vi vòng tròn cμng nhỏ

-Những ngôi sao không bao giờ mọc vμ những ngôi sao không bao giờ lặn: Tại một vĩ độ nhất định trên bề mặt Trái Đất Nếu điểm quan sát ở bán cầu Bắc của Trái Đất thì vùng không gian của thiên cầu chứa thiên cực Bắc

đuợc giới hạn vòng vĩ tuyến nhật động trên thiên cầu mμ tiếp xúc với

đuờng chân trời tại một điểm phía Bắc sẽ chứa những ngôi sao không bao giờ lặn

Tuơng tự, vùng không gian của thiên cầu chứa thiên cực Nam ( quan sát viên ở thiên cực Bắc không nhìn thấy) đuợc giới hạn bởi vòng vĩ tuyến nhật động trên thiên cầu mμ tiếp xúc với đuờng chân trời tại một điểm phía Nam, sẽ chữa những ngôi sao không bao giờ mọc

Chúng ta có thể định nghiã hiện tuợng tuơng tự đối với quan sát viên ở một điểm bất kỳ ở nam bán cầu

-Thiên cầu Bắc vμ thiên cầu Nam: Xícdạo trời chia thiên cầu thμnh hai nửa: Nửa chứa thiên cực Bắc gọi lμ thiên cầu Bắc, nửa kia chứa thiên cực Nam gọi lμ thiên cầu Nam

II.Các hệ toạ độ cơ bản

1.Hệ toạ độ đuờng chân trời

Trong hệ toạ độ nμy, hai khái niệm cơ bản lμ mặt phẳngtrời vμ thiên

ta dùng khoảng cách thiên đỉnh để thay chodọ cao Đó chính lμ khoảng cách góc tính từ thiên đỉnh đến thiên thể trên vòng thẳng đứng đi qua thiên thể

Độ cao h

Khoảng cách thiên đỉnh z: z= 900-h

-Phuơng vị A lμ khoảng cách góc giữa mặt phẳng chứa kinh tuyến trời (gọi tắt lμ mẳt phẳng kinh tuyến trời) vμ mặt phẳng chứa vòng thẳng đứng qua thiên thể Giá trị của phuơng vị tính theo chiều kim đồng hồ

2.Hệ toạ độ xích đạo

Khái niệm cơ bản lμ mặt phẳng xích đạo trời, thiên cực Bắc vμ thiên cực Nam Mặt phẳng vuông góc với mặt phẳng xích đạo chứa cực vũ trụ vμ cắt thien cầu theo một vòng tròn lớn đi qua sao S gọ lμ mặt xích vĩ Vòng tròn trên gọi lμ vòng xích vĩ hay vòng giờ

vĩ có giá trị duơng, còn nếu ở thiên cầu nam thì sẽ có giá trị âm

Trong một số truơng hợp nguời ta thay xích vĩ δ bằng khoảng cách cực

p Khoảng cách cực p đuợc tính từ cực vũ trụ đén thien thể trên vòng xích

vĩ qua thiên thể

p = 900- δ

- Góc giờ t lμ khoảng cách góc giữa mặt phẳng kinh tuyến trời vμ mặt phẳng xích vĩ đi qua thiên thể Góc giờ đ−ợc tính theo đơn vị thời gian Giá trị của góc giờ đ−ợc tính theo chiều kim đồng hồ từ 0h00m00s đến 24h00m00s Nh− vậy do nhật động góc giờ t thay đổi

Hệ toạ độ nμy còn đuợc gọi lμ hệ toạ độ xích đạo thứ nhất Để tiện lợi cho quá trình đo đạc thiên văn, các nhμ thiên văn đ−a vμo một hệ toạđộ mới gọi lμ hệ toạ độ xích đạo thứ hai Về cơ bản hệ toạ độ thứ hai giống nh− hệ toạ độ thứ nhất chỉ khác lμ thay góc giờ t bằng một thông số khác gọi lμ xích kinh

Mặt phẳng hoμng đạo: Mặt phẳng chứa quỹ đạo của Trái Đất cắt thiên cầu theo một vòng tròn lớn gọi lμ vòng hoμng đạo, vμ mặt phẳng đó gọi lμ mặt phẳng hoμng đạo

Vòng hoμng đạo cắt mặt phẳng xích đạo trời tại hai điểm lμ xuân phân

vμ thu phân Hai điểm nμy lμ cố định trên xích đạo trời

Để khắc phục sự thay đổi giá trị của góc giờ t theo thời gian, các nhμ thiên văn lây điểm xuân phân lμm mốc để tính một đơn vị mới, xích kinh Nh− vậy xích kinh của thiên thể S lμkhoảng cách góc giũa vòng giờ qua thiênthể vμ vòng giờ đi qua điểm xuân phân γ

Do điểm xuân phân lμ cố định nên nó cùng tham gia vμo nhật động Vì

lý do nμy mμ giá trị của xích kinh của thiên thể không thay đổi giá trị của xích kinh cũng đ−ợc tình theo đơn vị thời gian

Ngμy nay, hầu hết các đμi thiên văn trên thể giới đều sử dụng hệ toạ độ xích đạo thứ hai để xác định vị trí cuả các thiên thể trên bầu trời vì những tiện lợi của hệ toạ độ nμy

3.Hệ toạ độ hoμng đạo

Mặt cơ bản lμ mặt phẳng hoμng đạo Các điểm cơ bản lμ hoμng cực, bao gồm hoμng cực bắc vμ hoμng cực Nam Các vòng trong đi qua hoμng cực

vμ vuông góc với mặt phẳng hoμng đạo gọi lμ hoμng vĩ.Toạ độ của ngôi sao

đ−ợc biểu diễn bởi hai thông số lμ hoμng kinh vμ hoμng vĩ

Hoμng vĩ lμ khoảng cách góc tính từ mặt phẳng hoμng đạo đến ngôi sao trên hoμng vĩ Hoμng vĩ có giá trị từ 0 - ±900

Hoμng kinh lμ khoảng cách góc tính giữa vòng hoμng vĩ đĩ qua ngôi sao

vμ vòng hoμng vĩ đi qua điểm xuân phân Hoμng kinh có giá trị từ 0 đến

3600

4.Hệ toạ độ thiên hμ

Mặt cơ bản lμ mặt phẳng thiên hμ

III.Các phép đo thời gian trong thiên văn học

1.Giờ sao: Khoảng cách giữa hai lần liên tiếp điểm xuân phân đi qua vị

trí cao nhất ở một địa điểm gọi lμ ngμy sao

Cũng giống như ngμy bình thường,ngỳa sao đượcchia lμm 24 giờ, mỗi giờ có 60 phút, mội phút lại được chia thμnh 60giây

Giờ sao tại một thời điểm có giá trị bằng xích kinh của thiên thể ở vị trí cao nhất

2.Giờ Mặt trời thực: Khoảng thời gian giữa hai lần liên tiếp tâm của

đĩa Mặt trời thực đi qua vị trí cao nhất ở một địa điểm gọi lμ ngμy Mặt trời thực Một ngμy Mặt Trời thực được chia lμm 24 giờ, mồi giờ 60 phút, mỗi phút 60giây

3.Giờ mặt trời trung bình: Do Trái Đất chuyển động không đều xung

quanh Mặt Trời ở những thời gian khác nhau trong năm Hơn nữa do hoμng

đạo nghiêng với xích đạo trời nên các ngμy Mặt trời thực khoong bằng nhau Vì vậy các nhμ thiên văn phải đưa vμo một khái niệm mới gọi lμ ngμy Mặt trời trung bình

III.Độ sáng, cấp sao, độ trưng Mμu sắc vμ phổ của sao

Các sao phát ra ánh sáng Có sao sáng, sao mờ Như vậy cần thiết phải

có một tiêu chuẩn nhát định để đánh giá khả năng phát sáng của sao

1.Độ sáng biểu kiến vμ cấp sao biểu kiến

Độ sáng biểu kiến lμ độ sáng của ngôi sao mμ chúng ta nhìn thấy từ Trái Đất Căn cứ vμo độ sáng biểu kiến, các nhμ thiên văn phân các sao thμnh các cấp tuỳ theo độ sáng của chúng Theo quy định, độ sáng biểu kiến của hai cấp sao liên tiếp lμ một cấp số nhân với hệ số k = 2,512

Các sao cμng mờ thì cấp sao cμng lớn vμ có cấp sao dương Ngược lại các sao cμng sáng có cấp sao cμng nhỏ, thậmchí có sao có cấp sao âm

Mắt thường có thể nhìn được sao cấp +6 trong điều kiện quan sát tốt Vì vậycác nhμ thiên văn quy định sao cấp 1 sáng hơn sao cấp 6 lμ 100 lần Như vậy k5 =100 (1)

Suy ra k= 5100

k =2,512

Kí hiệu cấp sao lμ m vμ m được gọi lμ cấp sao biểu kiến

Nếu ta có hai sao có cấp sao lần lượt lμ m vμ m’ ( m’>m) Tức lμ sao có cấp sao m mờ hơn sao có cấp sao m Độ sáng biểu kiến của hai sao lμ em

hay m’-m = 2,5 (log em – logem’) (4)

2.Độ sáng tuyệt vμ cấp sao tuyệt đối

Độ sáng biểu kiến của ngôi sao phụ thuộc vμo khoảng cách của ngôi sao đó tới Trái Đất Như vậy nó không phản ánh được độ sáng thực của ngôi sao Vì vậy để biết được độ sáng thực của ngôi sao, các nhμ thiên văn phải so sánh chúng ở cùng một khoảng cách Theo quy ước thì khoảng cách đó lμ 10 parsec ứng với thị sai lμ 0,1”

Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao lμ cấp sao của nó khi ngôi sao đó ở cách chúng ta 10 parsec Tương tự ta có độ sáng tuyệt đối của ngôi sao

Ký hiệu cấp sao tuyệt đối của ngôi sao lμ M

Giả sử có một ngôi sao ở cách chúng ta khoảng cách D, với cấp sao biểu kiến lμ m vμ cấp sao tuyệt đối lμ M D lμ khoảng cách có giá trị lμ 10 passec

Vì vẻ sáng của ngôi tỷ lệ với bình phương khoảng cách

4.Mμu sắc của sao

Khi ngước nhìn lên bầu trời chúng ta nhận thấy rằng có những ngôi sao mμu xanh, có những sao mμu đỏ, lại có những sao khác nữa mμu cam Sở dĩ

các ngôi sao có mμu sắc khác nhau bởi chúng có nhiệt độ bề mặt khác nhau Những ngôi sao mμu xanh có nhiệt độ cao hơn những ngôi sao mμu cam hoặc đỏ Ngôi sao phát ra ánh sáng trắng hoặc xanh có nhiệt độ bề mặt trên 10,000K, trong khi những ngôi sao mμu vμng, đỏ có nhiệt độ bề mặt dưới 6500K Chẳng hạn, sao Chức Nữ (Vega) phát ra ánh sáng mμu xanh có nhiệt độ bề mặt hơn 18,000K, sao Thiên Lang (Sirius) cũng thế Ngược lại Mặt Trời của chúng ta phát ra ánh sáng mμu vμng có nhiệt độ bề mặt tương đương 5800K Những sao khổng lồ đỏ như Tâm Tú hay còn gọi

lμ sao Thương (Antares) có nhiệt độ bề mặt tương đương 3500K Nói chung nhiệt độ của sao thường biến thiên từ 2500K đến 40,000K

Nhiệt độ của ngôi sao lại phụ thuộc vμ kích thước vμ khối lượng của nó Những sao có kích thước lớn hơn Mặt Trời nhiều lần thường có nhiệt độ bề mặt thấp nên có mμu đỏ, những sao nμy thường gọi lμ các sao khổng lồ đỏ Hầu hết các sao khổng lồ đỏ lμ những sao có khối lượng lớn ở giai đoạn cuối của cuộc đời Những ngôi sao nμy sau khi tổng hợp hết Hydro thμnh Helium liền chuyển sang các pha tổng hợp Helium thμnh các nguyên tố nặng hơn như Cacbon, Nito Sau mỗi pha tổng hợp mới năng lượng giải phóng được tăng cường, sự cân bằng thuỷ tĩnh giữa lực hấp dẫn vμ bức xạ của lớp bao đã đẩy lớp bao cùng với khí quyển sao ra ngoμi lμm tăng kích thước của sao Nhiệt độ khí quyển sao bị phân tán vμo môi trường giữa các vì sao.Trong khi đó lõi sao tiếp tục co lại, nhiệt độ tăng vμ trong lõi sao yiếp tục các pha tổng hợp mới thμnh các nguyên tố nặng hơn Quá trình

tổng hợp nμy sẽ dừng lại ở nguyên tố sắt Lõi sao trở thμnh một sao lùn trắng hoặc sao neutron tuỳ thuộc vμo khối lượng của sao

Ngoμi những sao khổng lồ đỏ, trong vũ trụ có những sao có kích thước nhỏ phát ra ánh sáng yếu ớt mμu đỏ hoặc nâu đỏ Chúng gọi lμ các sao lùn

đỏ hoặc nâu tuỳ thuộc vμo mμu sắc Có những sao lùn đen chỉ phát ra ánh sáng hồng ngoại do nhiệt độ thấp không đủ để châm ngòi cho các phản ứng tổng hợp hạt nhân Những sao lùn đỏ, nâu hoặc đen thường lμ những sao lùn trắng ở giai đoạn cuối của cuộc đời hoặc lμ những tiền saocó khối lượng nhỏ hơn 0,8 khối lượng của Mặt Trời Với khối lượngnhỏ thế chúng không thể tạo ra được nhiệt độ ở tâm để châm ngòi cho các phản ứng hạt nhân

Nhưng cũng có những sao khổng lồ xanh hoặc trắng Đây lμ những sao

có khối lượng lớn vμ mới ở giai đoạn đầu của quá trình tiến hoá Một điều chú ý lμ những sao có khối lượng cμng lớn thì tiến hoá cμng nhanh, tức lμ tuổi thọ cμng ngắn Mặt Trời của chúng ta lμ một ngôi sao có khối lượng trung bình nên sẽ tồn tại trong khảng 10 tỷ năm Ngược lại những ngôi sao

có khối lượng lớn chỉ tồn tại trong vμi tỷ năm, vμi trăm triệu năm, thậm chí vμi chục triệu năm Nguyên do bởi vì, những sao có khối lượng cμng lớn nhiệt độ cμng cao do đó các phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra sẽ cμng nhanh vμ do đó ngôi sao sẽ có tốc độ tiến hoá nhanh Như vậy sẽ có tuổi

đời ngắn hơn Những sao có khối lượng nhỏ có tốc độ tiến hoá chậm chạp, chúng gặm nhấm nhiên liệu một cách từ tốn

Các nhμ thiên văn phân loại phổ sao dựa trên mμu sắc của chúng Các chữ cái O, B, A, F, G, K, M được dùng để biểu diễn phổ sao Ngoμi ra, các nhμ thiên văn còn chia thμnh các loại phổ chi tiết bằng việc sử dụng các con số từ 0 đến 9 ứng với mỗi chữ cái Chẳng hạn, những sao mμu xanh hoặc trắng có nhiệt độ bề mặt cao có loại phổ lμ O, B như Rigel (B8) Những sao có nhiệt độ bề mặt trung bình như Mặt Trời có loại phổ lμ G2 Còn những sao có nhiệt độ bề mặt thấp thì có phổ lμ K,M như Aldebaran (K5), Betelgeuse (M2)

Biểu đồ H-R được dùng để biểu diễn độ sáng vμ phổ sao Trên biểu đồ nμy chúng ta nhận thấy có một số đặc trưng, trong đó, phần lớn các ngôi sao đều tập trung thμnh một dải gọi lμ dải thứ tự sao chính Ngoμi ra vùng phía trên bên trái lμ tập trung những sao khổng lồ đỏ, vùng phía dưới bên phải tập trung những sao nhỏ sáng lμ những sao lùn trắng Những ngôi sao nằm trên dải thứ tự sao chính thường lμ những sao đang ở giữa của quá trình tiến hoá

Ngoμi ra, các nhμ thiên văn còn sử dụng biểu đồ Hyashi để biểu diễn quá trình tiến hoá của sao theo độ trưng vμ khối lượng Nhìn vμo các đường tiến hoá Hyashi chứng ta có thể hình dung những diễn biến chính về các giai đoạn khác nhau trong suốt quá trình tiến hoácủa một ngôi sao theo khối lượng của nó

Phần II: Kính thiên văn vμ bầu trời

I.Các khái niệm cơ bản

2.Các thông số cơ bản

Một kính thiên văn gồm một vật kính có tiêu cự F, thị kính có tiêu cự f (F>f)

-Độ bội giác G lμ khả năng phóng đại góc của kính thiên văn các thiên

thể lμ những đối tượng quan sát ở rất xa (coi như ở vô cực ∞) Trong trường hợp nμy:

G∞ =

f F

Độ phóng đại k khi thiên thể ở vô cực k = G∞ =

f F

-Độ mở tương đối R

R=

F

D

D lμ đường kính rìa của vật kính, hay độ mở tự do

Tỷ số nμy còn được coilμ một trong những thông số quan trọng của kinh thiên văn Nó phản ánh khả năng thu thập ánh sáng hay quang lựccủa kính thiên văn

Trong thiên văn chụp ảnh người ta đưa vμo một tỷ số gọi lμ tỷ số tiêu cự

-Độ phân giải lμ khả năng phân ly được hai điểm ảnh gần nhau nhất

của đối tượng quan sát

Độ phân giả α của kính thiên văn phu thuộc vμo đường kính D của vật kính vμ bước sóng λ quan sát

α =1,22

D

λ

radian Trong vùng phổ khả kiến lấy trung bình λ = 0,52μm

α =

D

"

12

Như vậy D cμng lớn thì α cμng nhỏ Tức lμ kính cμng phân biệt được hai

điểm ảnh cμng gần, hay ta gọi lμ kính có độ phân giải cμng cao

-Độ chói của ảnh phụ thuộc vμo lượng ánh sáng của thiên thể qua vật

kính Tức lμ phụ thuộc vμo diện tích S của vật kính S=πD2 Như vậy độ chói

tỷ lệ thuận với D2

Do thông lượng ánh sáng của thiên thể quavật kính có đường kính D lμ không đổi Độ sáng ảnh của thiên thể trên mặt phẳng tiêu cũng không đổi với một tiêu cự F nhất định

Vì vậy, nếu dùng thị kính có độ phóng đại cμng lớn (f nhỏ) thì ảnh sẽ cμng lớn nhưng sẽ cμng tối/ Hoặc nếu tăng tiêu cự F của vật kính thì hiện tượng cũng xảy ra tương tự

R lμ bán kính rìa của vật kính

k lμ một hệ số

-Thị trường lμ khoảng cách góc vùng không gian quan sát đượcqua kính

thiên văn Thị trường phụ thuộc vμo tiêu cự của vật kính vμ thị kính

+Với thị kính có tiêu cự cố định thì vật kính có tiêu cự cμng nhỏ thì thị trường cμng lớn

+Với vật kính có tiêu cự có định thì thị kính có tiêu cự cμng lớn thị trường cμng lớn

Kết luận: Khi chế tạo kính thiên văn bao giờ người ta cũng cố gắng lμm

tăng tất cả các hệ số trên Đặc biệt, hệ số nμo cũng liên quan đến đường kính của vật kính Đường kính của vạt kính cμng lớn độ phân giải, quang lực, độ phóng đại cμng lớn

II.Phân loại kính thiên văn

Kính thiên văn được chia lμm hai loại chính: Kính thiên văn khúc xạ vμ kính thiên văn phản xạ Ngoμi ra, các nhμ thiên văn còn kêt hợp tính chất của cả hai loại kính trên thμnh kính thiên văn khúc phản xạ

1.Kính thiên văn khúc xạ

Chiếc kính thiên văn khúc xạ hoμn chỉnh đầu tiên được tạo bởi Galileo Galile Từ đó đến nay, kính thiên văn khúc xạ đã được cải tiến vμ hoμn thiện hơn rất nhiều với những thiết bị điện tử hiện đại vμ tinh vi

Nhìn chung kính thiên văn khúc xạ có nguyên lý cấu tạo khá đơn giản Vật kính của loại kính nμy lμ một thấu kính hội tụ ( ngμy nay người ta sử dụng các hệ kính tiêu sắc) Hình ảnh của thiên thể được tạo bởi vật kính nằm trên mặt phẳng tiêu Các nhμ thiên văn sử dụng các thị kính phóng đại

để quan sát hình ảnh đó trên mặt phẳng tiêu

Kính khúc xạ có ưu điểm: dễ điều chỉnh các sai lệch trong điều khiển, ít nhạy với độ cong của vật kính, vật kính ử dụng được lâu dμi Bên cạnh đó còn tòn tại nhiều nhược điểm: Có sắc sai, độ mở nhỏ, hấo thụ các sóng ngắn như tia tử ngoại, khó chế tạo được vật kính lớn, kồng kềnh dẫn đến sai lệch

Kính thiên văn khúc xạ đã thống trị suốt một giai đoạn dμi trong lich sử khoa học Nhưng do loại kính nμy còn tồn tại những hạn chế ơ bản cho nên đến năm 1671, Newton đã đề xuất ra một loại kính thiên văn mới Kính thiên văn phản xạ

2.Kính thiên văn phản xạ

Sự khác biệt duy nhất giữa kính thiên văn khúc xạvμ kính thiên văn phản xạ lμ vật kính Đối với kính thiên văn khúc xạ, vật kính lμ thấu kính, còn với kính thiên văn phản xạ, vật kính lại lμ một gương cầu lõm

Nguyên lý lμm việc của kính thiên văn phản xạ cũng giống như đói với kính thiên văn khúc xạ Hình ảnh của thiên thể được tạo bởi vật kính lμ gương cầu lõm nằm trên mặt phẳng tiêu Sau đó dùng thị kính để quan sát hình ảnh nμy

Kính thiên văn phản xạ có ưu điểm: không có sắc sai, độ mở lớn, kích thước nhỏ hơn kính khúc xạ

Laọi kính nμy có nhược điểm: hình ảnh thu được rát nhạy với những biến dạng của gương do tác động cơ học hoặc do sự giản nở nhiệt, sai số lớn hơn

Để hạn chế các nhược điểm của kính phản xạ Các nhμ khoahọc đã cải tiến vμ kết hợp với một số ưu điểm của kính khúc xạ để cho ra đời các hệ kính thiên văn mới như: kính thiên văn Schmidt, kính thiên văn Cassegrain, kính thiên văn Maksutov, kính thiên văn Coude’, kính thiên văn Schmidt-Cassegrain

Những kính thiên văn thé hệ mới nμy ngoμi vậtkính lμ gương cầu lõm còn kết hợp một thấukính có kết cấu phức tạp với các mặt cong khác nhau hoặc giống nhau để khử cầu sai Đặc biệt kính Schmidt-Cassegrain có thể khắc phục được cả cầu sai vμ sắc sai Kính thiên văn khoa VậtLý, ĐHSP

Hμ Nội lμ loại kính thuộc hệ kính Schmidt-Cassegrain

III.Nguyên lý lμm việc vμ cấu tạo của kính thiên văn hiện đại

1.Hiện tượng khúc xạ ánh sáng Đường đi của tia sáng qua thấu kính

a.Hiện tượng khúc xạ ánh sáng: Hiện tượng tia sáng truyền qua mặt

phân cách giữa hai môi trường có chiết quang khác nhat bị gãy khúc độ ngọt tại mặt phẳng phân cách giữa hai môi trường gọi lμmhiện tượng khúc xạ ánh sáng

b.Lăng kính: Lăng kính lμ một môi trường trong suốt có chiết suất nhất

định ( thuỷ tinh hữu cơ, thạch anh, ) hình trụ đứng với tiết diện thẳng lμ một hình tam giác

-Đường đi của tia sáng qua lăng kính

-Lăng kính phản xạ toμn phần có thiết diện thẳng đứng lμ mọt tam giác vuông

Do tính chất của lăng kính phản xạ toμn phần, hầu hết các kính thiên văn ngμy nay đều sử dụng nó để thay thế cho gương phẳng dùng trong các

bộ phận đổi chiều hình ảnh

c.Thấu kính vμ đường đi của tia sáng qua thấu kính

Thấu kính được coi lμ tập hợp vô số lăng kính nhơ ghép sát nhau theo một trật tự nhất định có nguyên tắc Thấu kính được giới hạn bởi mặt cầu hoặc phẳng

-Thấu kính hội tụ

-Thấu kính phân kỳ

2.Hiện tượng phản xạ Đường đi của tia sáng qua gương cầu

a.Hiện tượng phản xạ: Hiện tượng tia sáng gặp bề mặt nhẵn đổi hường

trở về môi trường cũ gọi lμ hiện tượng phản xạ

b.Đường đi của tia sáng qua gương cầu

Gương cầu lμ tập hợp vô số các gương phẳng nho ghép sát với nhau theo một trật tự có quy tắc

Chú ý: Người ta còn chế tạo ra các loại gương cầu khác nhau phục vụ

cho các mục đích khác nhau: gương parabol, gương elip Đc biệt trong thiên văn, do hiện tượng cầu sai, các nhμ thiên văn sử ụng các gương parabol để thay thế cho các gương cầu tròn trong một só trường hợp

bước sóng khác nhau sẽ khônghội tụ tại cùng một điểm Như vậy, hình ảnh thu được trên mặt phẳng tiêu sẽ không phải lμ một điểm sáng trắng mμ lμ tạo thμnh một hình ảnh gồm có các vòng mμu biến thiên từ đỏ đến tím Hiện tượng nμy gọi lμ sắc sai

Trong thiên văn, để có được một hình ảnh trung thực, rõ nét chúng ta phải hạn chế sắc sai trong hệ quang học được lắp đặt trong kính thiên văn Một phương pháp hiệu quả lμ sử dụng các hệ kính tiêu sắc Các hệ kính nμy bao gồm các thấu kính hội tụ vμ phân kỳ ghép sát với nhau Các thấu kính nμy được chế tạo theo các thông số đã được tính chính xác,thích hợp để khử sắc sai Với hệ kính iêu sắc, các ánh sáng có bước sóng khác nhau của một chùm sáng trắng song song sau khi đi qua hệ kính tiêu sắc sẽ hội tụ tại cùng một điểm trên mặt phẳng tiêu

Tất cả các kính thiên văn ngμy nay đều sử dụng hệ kính tiêu sắc lμm vật kính hoặc thị kính Chúng ta chỉ có thể hạn chế chứ không thể khử hoμn toμn sắc sai trong kính thiên văn

3.Hiện tượng cầu sai vμ nhiễu xạ

a.Hiện tưọng cầu sai

Hiện tượng cầu sai lμ hiện tượng các tia sáng khi đi qua vậtkính lμ thấu kính hoặc dgương cầu Tia sáng nμo cμng xa quang tâm (hay cμng gần rìa) thì hội tụ cμng gần vật kính hơn

Để khắcphục hiện tuợng cầu sai, đối với kính thiên văn khúc xạ, người

ta dùng các thấukính ó cấu tạo phức tạp với các mặt cong khác nhau Đối

với kính phản xạ thay vì dùng gương cầu tròn thì nguời ta thay thế bằng các gương parabol

b.Hiện tượng nhiễu xạ

Do bản chất của ánh sáng có tính chất sóng ánh sáng từ một nguồn

điểm trên bầu trời sau khi đi qua kính thiên văn sẽ cho ta ảnh của nguồn

điểm sáng đó ảnh điểm nμy không phải lμ một điểm sáng mμ lμ một hình tròn nhỏ có các mμu xung quanh đây không phải do tán sắcmμ lμ do hiẹn tượng nhiễu xạ Hiện tượng nhiễu xạ lμm giảm khả năng phân giải của kính.Chúng ta rất khó khử được hiên tượng nhiễu xạ ngay cả đối với các kính thiên văn hiện đại Để tăng độ phân giải chúng ta chỉ còn cách tăng

đường kính của vật kính

IV.Cấu tạo của kính thiên văn hiện đại

V.Hệ thống nâng đỡ vμ điều chỉnh ống kính các phương pháp đặt kính thiên văn

1.Hệ thống nâng đỡ vμ điều chỉnh ống kính (giá kính)

Để quan sát vμ chụp ảnh thiên thể, chúng ta cần đặt kính tại một vị trí nhất định vừa để cố định kính, vừa để điều chỉnh kính bám sát thiên thể trong suốt quá trình quan sát Để lμm được việc nμy, các kính thiên văn cần

có một hệ thống nâng đỡ vμ điều chỉnh kính, hay giá kính

Hệ thống nâng đỡ vμ điều chỉnh kính lμ một bộ phận quan trọng của kính thiên văn Nó có tác dụng cố định vị trí đặt kính, giữ kính cân bằng vμ

điều chỉnh ống kính hướng chính xác vμo thiên thể trong suốt quá trình nghiên cứu Trong hệ thống nâng đỡ vμ điều chỉnh kính, kính thiên văn có thể quay quanh quanh hai trục đặt vuông góc với nhau

Đối với các kính thiên văn hiện đại, hệ thống nμy còn có nhiều chức năng khác nữa được trang bị với hệ thống điện tử vμ máy tính tinhvi vμ phức tạp

2.Các phương pháp đặt kính thiên văn

Có hai phương pháp đặt kính thiên văn: Đặt kính theo hệ toạ độ đường chan trời vμ đặt kính theo hệ toạ độ xích đạo trời

Về cơ bản kính thien văn được quay theo hai trục vuông gócvới nhau

a.Đặt kính theo hệ toạ độ đường chân trời

Một trục của kính thiên văn đặt nằm trong mặt phẳng đường chân trời tro hệ toạ độ đường chân trời Trục kia sẽ đặt vuông góc với mặt phẳng

đường chân trời theo đường dây rọi hướng lên thiên đỉnh

b.Đặt kính thiênvăn theo hệ toạ độ xích đạo trời

Một trục của kính thiên văn đẳt trùng với trục cực nối thiên cực Bắc vμ thiên cực Nam của thiên cầu trong hệ toạ độ xích đạo trời Trục kia đặt nằm trong mặt phẳng xích đạo trời

Trong hai phương pháp đặt kính thiên văn thì trong phương pháp thứ hai, khi trục cực quay bằng với tốc độ quay của nhật động thì kính thiên văn luôn bám sát đối tượng quan sát theo thời gian

VI.Giới thiệu về Đμi thiên văn khoa Vật lý, ĐHSP Hμ Nội

+ Cơ sở vật chất

Đμi thiên văn khoa Vật lý ĐHSP Hμ Nội lμ đμi thiên văn lớn nhất Đông Dương vμ cũng lμ một trong những đμi thiên văn quang học lớn của khu vực Đông Nam á Hầu hết các trang thiết bị đều được mua từ các nguồn kinh phí phi Chính phủ

Được trang bị một cách đầy đủ những thiết bị cơ bản, Đμi thiên văn có thể đáp ứng được tất cả các yêu cầu cho các mục đích phổ biến, giảng dạy

vμ nghiên cứu thiên văn trong nước

1.Kính thiên văn

Đμi thiên khoa Vật lý được trang bị một kính thiên văn phản xạ lớn 16”LX200 Schmidt-Cassegrain, các kính thiên văn khúc xạ vμ phản xạ phổ thông khác có đường kính vật kính từ 60 mm đến 120 mm

- Kính thiên văn phản xạ 16”LX200 MEADE thuộc hệ kính phản xạ Shmidt-Cassegrain Đường kính gương vật kính 406,4mm, tiêu cự 4064mm (f/10) Kính được thiết kế vừa có thể điều khiển bằng tay, vừa có thể điều khiển chính xác thông qua máy tính với chương trình được lập trình sẵn

Đặc biệt, khi nhập chính xác các số liệu, kính có thể tự điều chỉnh bám theo nhật động hướng chính xác vμo đối tượng quan sát theơ thời gian

Nguồn điện sử dụng cho kính lμ 115V AC ống kính lớn đuợc gắn một kính ngắm chuẩn trực 8X50mm

Bộ phận nâng đỡ kính đuợc gắn một bảng điều khiển với các chức năng khác nhau để kết nối với các thiết bị ngoại vi khác Thư viện phần mềm đối tượng quan sát được lập trình cho phép kính có thể quan sát 64,359 thiên thể có sẵn, bao gồm:

15,928 sao thuộc catalog SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory), tất cả các sao đều sáng hơn sao cấp +7

12,921 thiên hμ thuộc catalog UGC (Uppsala General Catalog)

7840 thiên thể thuộc Catalog NGC (New General Catalog)

5386 thiên thể thuộc Catalog IC (Index Catalog)

21,815 sao biến tinh thuộc Catalog GCVS ( General Catalog of Variable Stars)

351 sao trực chuẩn: dμnh cho kính LX200

110 thiển thể thuộc Catalog Messier

8 hμnh tinh lớn trong Hệ Mặt Trời từ Thuỷ Tinh đến Diêm Vương Tinh Kính được đặt cân bằng theo hệ toạ độ đuờng chân trời có thể quay theo

độ cao vμ độ phương ở các tốc độ khác nhau hoặc quay với tốc độ tự do khi

điều khiển bằng tay Để hạn chế độ rung của kính do người quan sát trong suốt qúa trình quan sát, một hệ thống sμn đứng thực hiện các thao tac quan sát đượcthiết kế tách rời khỏi trục nâng đỡ kính

Bảo vệ vμ che chở kính lμ một hệ thống mái vòm bán cầu kim loại không bị ô xi hoá có lót xốp cách nhiệt Hệ thống nμy có thể xoay tròn hai chiều theo phương của mặt phẳng chân trời vμ được điều khiển bởi các motor điện 3 pha

Để đảm bảo vμ giữ cho hệ thống kính không bị ảnh hưởng nhiều bởi nhiệt độ (sự giãn nở của vật kính bởi nhiệt độ ) Đμi quan sát còn được lắp

đặt các thiết bị lμm lạnh để giữ cho nhiệt độ trong phòng luôn ổn định

Kính 16”LX200 lμ loại kính amateur lớn nhất thế giới hiện nay vμ cũng

lμ lại kính chuyên nghiệp lớn của khu vực Đông Nam á Hầu hết các quan sát thiên văn của Đμi thiên văn khoa Vật lý đều được thực hiện bởi kính nμy

Ngoμi ra, để đáp ứng nhu cầu học tập vμ tìm hiểu bầu trời, Đμi thiên văn còn được trang bị các kính thiên văn khúc xạ vμ phản xạ phổ thông: kính thiên văn chiết quang FS (D:120mm, F:820mm); kính thiên văn chiết quang VIXEN-PRL (D:60mm, F:910mm) vμ các kính khúc xạ vμ phản xạ khác Những kính thiên văn phổ thông nμy rất cơ động vμ thuận tiện cho việc tổ chức các quan sát ngoμi trời hoặc buổi picnic quan sát ngoại khoá

2.Thiết bị phụ trợ

Để có được những quan sát toμn diện, Đμi thiên văn còn được trang bị các filter lọc như: filter lọc alpha hoạt động trên dải bước sóng hẹp phát ra bởi các nguyên tử Hydro cho phép chúng ta quan sát chi tiết bề mặt Mặt Trời vμ các hoạt động của nó (tai lửa, vết sáng ); filter mμu dùng cho việc chụp ảnh qua CCD

Không chỉ dừng ở các quan sát phổ biến thiên văn Với các thiết bị chyên dụng được trang bị, có thể tiến hμnh các hoạt động chụp ảnh để cung cấp những tư liệu vừa có tác dụng phục vụ các mục đích giáo dục , vừa lμ những nguồn tư liệu khoa học có giá trị thực tiễn Được trang bị bởi thiết bị chụp ảnh CCD cho phép chúng ta lμm quen vμ chụp đuợc những bức ảnh về vũ trụ theo phương pháp hiện đại mμ hầu hết các trung tâm quan sát trên thế giới đang áp dụng Ngoμi ra, với các máy ảnh cơ vμ số

được trang bị, chúng ta vẫn tiến hμnh áp dụng phương pháp chụp ảnh truyền thống tuỳ theo các mục đích cụ thể

3 Hệ thống máy tính

Đμi thiên văn cũng được trang bị đầy đủ các máy tính phục vụ các công việc vμ chức năng cụ thể: máy tính chuyên dùng cho điều khiển kính thiên văn vμ chụp ảnh thiên văn qua CCD; máy tính để phổ biến thiên văn với các chương trình nạp sẵn; máy tính sử dụng cho các hoạt động chuyên môn như xử lý số liệu, mô phỏng,

Hệ thống máy tính nμy đều được kết nối internet để các nhμ thiên văn

có thể cập nhật thông tin thiên văn trên thế giới, cũng như thực hiện các công việc trao đổi đối ngoại

4.Thư viện

Thư viện của Đμi thiên văn gồm thư viện sách vμ thư viện phần mềm Thư viện sách gồm các sách phổ bến cũng như chuyến sâu về thiên văn của nước ngoμi, các tạp chí thiên văn định kỳ Hầu hết các sách nμy được tμi trợ từ những cá nhân vμ tổ chức thiên văn nước ngoμi

Thư viện phần mềm tập hợp các đĩa chương trình chuyên dụng cho nghiên cứu cũng như phục vụ phổ biến vμ giảng dạy thiên văn

Ngoμi ra, thư viện còn có các tranh ảnh, bản đồ sao để phổ biến vμ giảng dạy thiên văn

+ Mục đích nghiên cứu khoa học

Nói đến nghiên cứu thiên văn học ở nước ta nhiều người cho lμ xa lạ, ngoμi khả năng Nhưng không, điều đó lại hoμn toμn có thể Thứ nhất, các ngμnh cụ thể của thiên văn học rất đa dạng (vũ trụ học, thiên văn học sao, thiên văn Mặt Trời, thiên văn học ngoμi thiên hμ, thiên văn hμnh tinh ) Trong đó, có những ngμnh không đòi hỏi phải có những yêu cầu cao về kỹ thuật vμ công nghệ Thứ hai, khả năng thiết bị hiện tại của chúng ta hoμn toμn có thể đáp ứng được các yêu cầu của việc tham gia nghiên cứu một số ngμnh cụ thể trong lĩnh vực thiên văn rộng lớn Thứ ba, trong những năm gần đây, chúng tôi đã xây dựng được các mối quan hệ quốc tế cho phép tham gia vμo một số chương trình nghiên cứu toμn cầu dμnh cho các nước phát triển vμ đang phát triển như dự án HOU

Vậy, với cơ sở vật chất hiện có, chúng tôi có thể tham gia được những nghiên cứu gì? ở đây xin phép trình bμy một cách sơ lược

1.Trắc quang UBV

Sử dụng kính 16”LX200 với các filter lọc để thực hiện phép trắc quang UBV từ đó khảo sát mμu sắc vμ nhiệt độ của sao theo những vùng bước sóng chọn lọc trong phổ sao

2.Tham gia chương trình tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới

Với kính 16”LX200, CCD ST-7 vμ các thiết bị phụ trợ có thể tham gia các chương trình tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới trong thiên hμ cũng như ngoμi thiên hμ Trong thiên hμ của chúng ta, chúng tôi có thể tiến hμnh chụp

ảnh các đám sao có tuổi tương đối giμ như các đám sao cầu, một sốđám sao khác nằm xa đĩa thiên hμ của chúng ta Sở dĩ chon những đối tượng nμy bởi

tuổi của các ngôi sao ở đó tương đối lớn, rất nhiều ngôi sao đang ở giai

đoạn cuối trong quá trình tiến hoá của nó Hơn nữa, với sự phân bố sao ở mật độ cao có thể xảy ra các va chạm vμ hợp nhất các sao cũng lμ nguyên nhân tạo nên những vụ bùng sáng giống như một sao mới Vμ cuối cùng, cũng với mật độ phân bố sao cao, chúng tôi có thể tién hμnh chụp ảnh toμn

bộ úam sao để xác suất phát hiện cao hơn

Đối với các sao mới vμ siêu sao mới xảy ra ở ngoμi thiên hμ,chúng tôi

có thể tiến hμnh chụp ảnh các thiên hμ Nếu có siêu sao mới, có thể phát hiện bằng cách so sánh các bức ảnh chụp ở những thời gian kíac nhau Thực tế, trên thế giới có rât nhiều đμi thiên văn với các kính thiên văn nhỏ hơn kính của chúng ta, phần lớn lμ của các nhμ thiên văn nghiệp dư đã tham gia vμo chương trình tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới Đã có rất nhiều sao mới vμ siêu sao mới được phát hiện kịp thời Như chúng ta đã biết ,các kính thiên văn lớn trên thế giới được xây dựng chủ yếu đáp ứng các yêu cầu nghiên cứu cụ thể.Tất nhiên, có một số đμi thiên văn được xây dựng chuyên để tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới Các nhμ thiên văn viết tờ trình nói rõ mục đích vμ đối tượng quan sát, thời gian quan sát Thứ nhất lμ mục

đích phần lớn không chủ động tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới, mμ các nhμ thiên văn tập trung quan sát vμ tìm kiếm đói tượng cụ thể trong đề tμi nghiên cứu của mình Thứ hai, do thời gian hạn ché Vì vậy, các đμi thiên văn chuyên nghiệp nhỏ vμ các đμi thiên văn nghiệp dư thường có thời gian quan sát tự do hơn Đồng thời, không cho phép nghiên cứu những đối tượng nằm ngoμi khả năng của thiết bị, mμ chỉ có các kính chuyên nghiệp lớn mới

có thể thực hiện được Do đó, hầu hết các sao mới vμ siêu sao mới được phát hiện bởi các đμi thiên văn chuyên nghiệp nhỏ hoặc các đμi thiên văn nghiệp dư

Với thiết bị hiện có, chúng tôi hoμn toμn có thể tham gia vμo các chương trình tìm kiếm sao mới vμ siêu sao mới trong vũ trụ

2.Quan sát vμ tìm kiếm các biến tinh

Trong thư viện phần mềm của kính phản quang 16”LX200 có thể cho phép quan sát được rất nhiều biến tinh Ngoμi ra, bằng việc trắc quang vμ thông qua chụp ảnh qua CCD ST-7 chúng tôi có thể tham gia vμo chương

trình trắc quang vμ tìm kiếm các biến tinh trong Dải Ngân Hμ cũng như việcphân loại các biến tinh Công việc nμy dễ dμng hơn việc chụp ảnh để tìm kiếm các sao mới vμ siêu sao mới Cái khó khăn đối với chúng tôi nếu tham gia vμo chương trình nμy lμ điều kiện quan sát Thứ nhất lμ do sự ô nhiễm ánh sáng công nghiệp vμ không khí ở hμ Nội Thứ hai, nước ta nằm trong vùng nhiệt đới, gần xích đạo không thuận lợi cho các quan sát quang học

4.Tìm kiếm các tiểu hμnh tinh, thiên thạch gần Trái Đất

Khả năngcủa kính 16”LX200 hoμn toμn có thể cho phép tham gia vμ các chương trình tìm kiếm các tiểu hμnh tinh,thiên thạch gần Trái Đất hoặc trong vμnh đai tiểu hμnh tinh Chúng tôi có thể tiến hμnh chụp ảnh qua CCD tại một vùng trời nμo đó ở những thời điểm khác nhau Trên thế giới đã có rất nhiều đμi thiên văn chuyên nghiệp nhỏ vμ các đμi thiên văn nghiệp dư trang bị với kính thiên văn bằng hoặc nhỏ hơn kính thiên văn của chúng ta

đã tham gia vμo các chương trình như thế nμy vμ đã đạt được những kết quả khả quan Đã có những tiểu hμnh tinh mới được thông báo từ các đμi thiên văn như thế nμy Có những tiểu hμnh tinh, thiên thạch được phát hiện từ các kính chuyên nghiệp lớn, nhưng phần lớn lμ vô tình trong khi mục đích quan sát lμ một đối tượng khác

5.Tìm kiếm các sao chổi

Thời gian gần đây,có rất nhiều sao chổi lạ được phát hiện bởi các đμi thiên văn chuyên nghiệp nhỏ vμ các đaì nghiệp dư Phương pháp vμ cách thức được tiến hμnh giống như việc tìm kiếm các tiểu hμnh tinh, thiên thạch gần Trái Đất Khả năng của thiết bị hoμn toμn có thể đáp ứng được mục đích nμy

6.Tìm kiếm các hμnh tinh ngoμi Hệ Mặt trời

Để phát hiện các hμnh tinhngoμi hệ mặt trời khôngphải chỉ thực hiệnđược với những viễn vọng kính lớn trên thế giới Với kính 16”LX200 của chúng ta hoμn toμn có thể tham gia vμo chương trình nμy Thông qua việc trắc quang, phân tích ánh sáng của sao sẽ cung cấp những thông tin về

sự biến thiên độ sáng biểu kiến của sao theo quy luật (loại trừ trường hợp các biến tinh) Từ đó gợi ý sự tồn tại của các hệ sao hôi , hoặc hệ sao chùm

Các phân tích có thể cho chúng ta nhậnbiết về sự tồn tại của hệ sao vμ rất có thể một trong các sao đồng hμnh lμ các sao nguội, hoặc hμnh tinh Tính dến hiện tại đã có vμi trường hợp khẳng định sự tồn tại của hμnh tinh ngoμi hệ Mặt trời thông qua các quan sát được thực hiện với kính viễn vọng có độ mở

tự do nhỏ hơn 16 inches Trong đó, có trường hợp phát hiểna hμnh tinh ngoμi

hệ Mặt Trời bởi một nhμ thiên văn Mỹ vμo đầu tháng 7/2005 Nhμ thiên văn nμy đã sử dụng viễn kính 14 inches thuộc hệ kính Schidt_Cassegrain vμ SBIG CCD để tiến hμnh trắc quang sao

7.Quan sát Mặt Trời

Với hệ kính giao thoa vô tuyến được các nhμ khoa học Pháp tặng nhân dịp nhật thực toμn phần xảy ra tại Phan Thiết ngμy 24/10/1995 Các kính chiết quang vμ hệ thóng filter lọc alpha vμ các filter lọc chuyên dụng khác Chúng tôi có thể chụp ảnh, để phân tích vμ đánh giá các hoạt động của Mặt Trời Các thiết bị nμy vẫn phát huy tác dụng đối với các nghiên cứu Mặt Trời

8.Xây dựng các chương trình mô phỏng, giải các bμi toán thiên văn

Chúng tôi có thể tham gia viết vμ khai thác các phần mềm trong việc giải quyết các vấn đề thiên văn như các bμi toán về cấu trúc sao ổn định vμ không ổn định, mμ nhμ khoa học Hoμng Chí Thiêm đã thực hiện vμ thu

được kết quả khá phù hợp được các nhμ khoa học nước ngoμi đánh giá cao Trong thời gian nμy, chúng tôi cũng đang hợp tác với một số giáo sư ở các trường ĐH Mỹ để download vμ sử dụng các chương trình phần mềm mμ họ cung cấp Đây có thể lμ một hướng mới rất hiệu quả trong nghiên cứu vật lý thiên văn lý thuyết ở nước ta

9.Tham gia dự án HOU (Hands-On Universe)

Đây lμ một dự án dμnh cho học sinh các trường phổ thông trung học, sinh viên trên toμn thế giới sử dụng vμ phân tích các hình ảnh được chụp từ các đμi thiên văn lớn trên thế giới vμ từ các đμi thiên văn được xây dựng chỉ dμnh riêng cho chương trình HOU Đồng thời, có thể sử dụng mạng kính thiên văn tự động được xây dựng ở nhiều nước trên thế giới thông qua internet

Tham gia dựn án HOU có thể cho phép tìm kiếm các tiểu hμnh tinh, các thiên thạch gần Trái Đất, sao mới, siêu sao mới, Hơn nữa, dự án HOU còn mang lại một mục đích giáo dục rất lớn trong việc phổ biến vμ giảng dạy thiên văn trên toμn cầu Đặc biệt lμ đối với các nước đang phát triển như chúng ta

Năm 2002, trong sự hợp tác giáo dục giữa ĐHQG Hμ Nội vμ Đại học Pierre vμ Marie Curie, Đμi thiên văn Paris đã tổ chức lớp học “Thiên văn vật

lý vμ vật lý môi trường” Giáo sư L Melchior đã giới thiệu về dự án HOU Chúng tôi đã được giáo sư giảng dạy cách xử lý một số bμi toán về xác định các vệ tinh của Sao Mộc, tìm kiếm các sao mới vμ siêu sao mới, biến tinh vμ một số vấnđề khác Sau đó, giáo sư có bμn về việc Việt nam tham gia vμo

dự án HOU quốc tế Giáo sư đã đặt tên cho Việt Nam trong các nước thμnh viên tham gia chương trình HOU lμ VN-HOU Đã có vμi lần chương trình HOU tổ chức hội thảo quốc tế ở các nước, gần đây lμ ở Pais Họ cũng đã mời Việt Nam tham dự Nhưng do vướng mắc vμ chưa chuẩn bị tốt một vμi thủ tục nên chưa tham gia được Chúng tôi hy vọng rằng, trong thời gian tới, chúng ta có thể tham gia vμo chương trình HOU

VII.Thực hμnh quan sát bầu trời

Chúng ta không thể không rung động mỗi khi ngẩng mặt ngắm nhìn bầu trời sao Đó lμ một kiệt tác nghệ thuật vĩ đại của tự nhiên Được hun

đúc bởi lòng khao khát ham hiểu biết, chúng ta hayc cùng nhau khám phá bầu trời để thưởng ngoạn trọn vẹn cái vẻ đẹp mμ mμ tạo hoá đã ban tặng

1.Lμm quen với bầu trời sao

Ban đầu chúng ta không thể trránh khỏi sự lúng túng khi đứng trước vô vμn các vì sao Chưa biết quy luật của bầu trời lμ gì vμ trong đầu chúng ta

đặt ra rất nhiều những câu hỏi cùng một lúc cộng với việc vì sao nμo cũng muốn ngắm thế lμ tâm trí rối bời, lúng túng

Những câu hỏi mμ những người mới lμm quen với thiên văn học, đặc biệt lμ thiên văn thực hμnh, thường đặt ra lμ: sao Bắc cực nằm ở đâu?

Đường hoμng đạo nằm ở khu vực nμo? Chòm sao lμ gì?Lμm thế nμo để phân biệt được đâu lμ hμnh tinh,đâu lμ ngôi sao? Dải Ngân Hμ ở dâu trên bầu trời?Lμm thếnμo để tìmđược thiê thể mình cần tìm? vân vân vμ vân vân

Đừng căng thẳng quá, cứ bình tĩnh lμm theo chỉ dẫn vμ tập hiểu các khái niệm cơ bản dưới đây thì mọi sẽ sẽ ổn

Bằng mắt thường trong điều kiện quan sát tốt (trời quang, không bị ô nhiễm bởi ánh sáng thμnh phố, Mặt Trăng ) chúng ta có thể nhìn thấy tất cả khoảng 6000 ngôi sao trên toμn bộ bầu trời Cấp sao mờ nhất mμ mắt thường có thể nhận biết được lμ cấp 6 Trong tất cả các sao mμ mắt thường nhìn thấy thì có khoảng:

20 sao sáng nhất cấp 1( có thể biến thiên từ -1,6 đến +1,3)

53 sao sáng nhất cấp 2

157 sao sáng nhất cấp 3

506 sao sáng nhất cấp 4

1740 sao sáng nhất cấp 5

5170 sao sáng nhất cấp 6

Bảng: Những ngôi sao sáng được sử dụng để chuẩn kính 16 LX200

- Chòm sao: Chòm sao lμ một khu vực của bầu trời docon người quy

định Trong chòm sao có những những ngôi sao chính lμ nhữngngôi sao sáng được trí tưởng a con người ghé i tạo nên nhữ

tượng có ý nghĩa nhân văn, vừa lμ để đặc trư ừa lμ để khoanh vùng chòm sao Khu vực vμ ranh giới của các chòm sao không giống nhau vμ không bằng nhau Mỗi chòm sao được đặt một tên,có những chòm saoco nhiều hơn một tên lμ do các nền văn minh khác nhau quan niệm vμ cũng do tính chất lịch sử nhận thức của loμi người Việc phân chia các ch

cũng giống như việc phân chia các quốc gia trên bản đồ Trái Đất

để đặt tên cho các ngôi sao

Theo quy −ớc thì có tất cả 88 chòm sao nằm trên cả thiên cầu Bắc v

−ờng bạn chỉ có thể quan sát thấy 5 hμ: Sao Thuỷ, Sao Kim, Sao Hoả, Sao Mộc, Sao Thổ

nh tinh, đâu lμ ngôi sao các bạn phải dựa vμo 3

ngối sao luôn nhấp nháy, còn

− ánh sáng của chúng rất ổn định Sở dĩ

y bởi vì các ngôi sao ở rất xa Chúng chỉ lμ một điểm sáng

sự khúc xạ của khí quyển gây bởi sự thay đổi

có nhiệt độ khác nhau tạo ra vμ bởi sự di

í quyển Do vậy, những tia sáng

μ thiên cầu Nam

với các tia sáng yếu ớt Do

chiết suất do các luồng không khí

chuyển của các dòng không khí trong kh

ớt của ngôi sao bị khúc xạ, đổi hướng Do đó mắt của chúng ta nhận

được quang thông của ngôi sao không như nhau theo thời gian Vì nguyên nhân nμy mμ chúng ta cảm thấy ngôi sao nhấp nháy Trưòng hợp đối với các hμnh tinh thì khác Chúng ở gần chúng ta nên thông lượng ánh sáng gửi tới Trái Đất lớn hơn nhiều so với những ngôi sao Cho dù có bị khúc xạ liên tục nhưng hầu như sự biến thiên thông lượng sáng đễn mặt dất lμ không lớn Vì vậy mμ mắt chúng ta c

rất ổn định, không nhấp nháy

+ Về chuyển

n ra có một số ngôi sao sáng thây đổi vị trí liên tục trên nền trời Đó lμ những hμnh tinh Các hμnh tinh lμ những thiên thể ở gần chúng ta nên chuyển động tương đối của chúng với Trái Đất lμ tương đối lớn Quan sát

từ Trái Đất, sự th

vị trí của các hμnh tinh trên nền trời Các vì sao hầu như giữ nguyên vị trí bởi chúng lμ những thiên thể ở rất xa Sự thay đổi vị trí tương đối của chúng lμ rất bé không thể cảm nhận được bằng mắt thường Thậm chí phải chờ đến hμng chục ngμn năm, thậm chí nhiều hơn nữa, chúng ta mới thấy

được

+ Về tập trung: Các hμnh tinh thường phân bố trongmột dải hẹp giưac

các chòm sao trong cung Hoμng Đạo Do mặt phẳng quỹ đạo của các hμnh tinh nghiêng với mặt phẳng quỹ đạo của Trái Đất những góc không lớn lắm Cho nên, khi quan sát từ Trái Đất, các hμnh tinh chiếu lên một dải hẹp thuộc các chòm sao Hoμng Đạo

Kết luận: Từ 3 đặc điểm trên bạn có thể dễ dμng nhận biết đâu lμ hμnh

tinh, đâu lμ ngôi sao

Nhưng khi đã phân biệt được giữahμnh tinh vμ các vì sao Vậy, bây giờ,lμm cách nμo để nhận biết được từng hμnh tinh trong 5 hμnh tinh kể trên Đừng lo lắng Bạn cứ căn cứ vμo các đặc điểm dưới đay dể nhận biết chú

thay đổi tương đối nhanh Nguyên nhân

quỹ đạo của Trái Đất Bề mặt sao Kim với lớp khí quyển d

hơn nữa lại gần Trái Đất nên rất dễ nhận ra

- Sao Thuỷ: Khó tìm hơn Sao Kim Nh

nhiều cơ hội để nhìn thấyhμnh tinh nμ

Để nhìn thấy Sao Thuỷ, bạn phải tìm ngay tr

bầu trời không bao

- Sao Kim: Rất dễ nhận ra Bạn cứ tìm ở phía Đông trước khi Mặt Trời

mọc hoặc phiá Tây sau khi Mặt Trời lặn một ngôi sao sáng nhất trên bầu trời Vị trí cao nhất của Sao Kim so với đường chân trời không bao giờ vượt quá 480 Hơn nữa vỉtí của Sao Kim

bởi vì Sao Kim lμ hμnh tinh thứ hai tính từ Mặt Trời có quỹ đạo nằm trong

Chún

c hoặc ngay sau khi lặn Thường thì ở khoảng thời gian nμy Sao thuỷ sáng lờ mờ trong một dải sáng mờ gọi lμ ánh sáng hoμng đạo ( do các hạt bụi trong Hệ Mặt Trời tập trung chủ yếu gần mặt phẳng hoμng đạo μ phản xạ ánh sáng Mặt Trời tạo ra) Bạn có thể cảm nhận đuợc bằng mắt thường

sự thay đổi vị trí Sao Thuỷ từng ngμy

-Sao Hoả: Hãy chú ý đến một ngôi sao mọc đỏ rực trên bầu trời, không

nhấp nháy vμ trong vμi tuần vị trí của ngôi sao nμy thay đổi rõ rệt trên nên trời Đó chính lμ SaoHoả Sao Hoả rất nổi bậ

-Sao Mộc: Sao Mộc chỉ sáng sau Sao Kim ánh sáng của Sao Mộc chủ

yếu lμ ánh sáng mμu vμng bị phản xạ ánh sáng ổn định không nhấp nháy Quan sát sau một thời gian thấy vị trí của nó thay đổi Sao Mộc rất dễ tìm

-Sao Thổ: Bạn cứ tìm kiếm trên cung Hoμng Đạo, lọai trừ Sao Hoả vμ

SaoMộc, ngôi sao tương đối sáng mμu vμng Chú ý sau một thời gian dμi thấy vị trí thay đổi chậm Khônng phải lμ ngôi sao nμo khác chính lμ Sao Thổ Khó tìm hơn Sao Hoả vμ Sao Mộc nhưng Sao Thổ cũng rất dễ tìm

Chú ý: Tuỳ theo vị trí tương đối của các hμnh tinh đối với Trái Đất mμ

thời gian nμo trong năm chúng xuất hiện trên bầu trời Chúng ta có thể sử các

g thấy Sao băng một vμi lần Đó lμ nhữ

t đẹp

chương trình phần mềm bản đồ sao cμi đặt trên máy tính PC để biết rõ

vị trí của từng hμnh tinh

Khi đã nắm rõ được vị trí vμ quy luật bạn cũng cóthể hình dung ở trong

đầu lμ hμnh tinh nμo hiện giờ đangở đâu, khu vực chòm sao nμo trên bầu trời

-Sao băng: Chắc lμ ai cũng đã từn

ng vệt sáng vụt ngang qua bầu trờ trong tích tắc Những sao băng nhỏ thường loé lên rồi tắt Những sao băng lớn có thể đi được một đoạndμi trong hoảng hơn một giây đồng hồ vμ để lại một cái đuôi rấ

Sao băng lμ những vật thể trong vũ trụ có kích thước từ vμi milimeters

đến

c hút của trường hấp dẫn của Trái Đất vμ lao vμo khí quyển với tốc đọ

vμi chục centimeter, có khi vμi meter, tập trung ở vùng không gian xung quanh quỹ đạocủa Trái đất Có khi lμ xác của một saochổi đã tan rã

Bị sứ